Ankieta VVV - VVV Survey

VVV Survey jest ESO badanie publicznego skanowanie Milky Way wybrzuszenie i sąsiadujący odcinek południowej płaszczyzny środkowej w bliskiej podczerwieni. Obszar ten jest aktywny w procesie formowania się gwiazd i jest bardzo bogaty w pył i gaz międzygwiazdowy , co uniemożliwia przejrzenie w widzialnym, ponieważ wymieranie i stłoczenie są wysokie. Istnieją jednak pewne „przejrzyste okna” przez cały obszar badań, w których można przeprowadzić badania optyczne, takie jak MACHO , OGLE i EROS.

Ankieta VVV

Dzięki zaawansowanemu 4-metrowemu teleskopowi VISTA w Paranal , VVV Survey prowadzi 1929 godzin obserwacji na powierzchni 520 stopni kwadratowych. od 2010 roku systematycznie tworząc obszar badawczy dla wielu epok. Znany katalog do 2010 r. obejmował około 10^9 źródeł punktowych, w tym 33 znane gromady kuliste i ~350 gromad otwartych.

Główny cel teleskopu VISTA jest zgodny z celami „The Visible & Infrared Survey Telescope for Astronomy”, które stwierdzają: „Celem szerokiego pola (średnica 1,65° w podczerwieni) i aparatu fotograficznego jest przeprowadzanie rozległych przeglądów południowego nieba, którego czułość jest dopasowana do potrzeb dzisiejszych teleskopów klasy 8 m."

Ostatecznym produktem przeglądu VVV Survey będzie głęboki atlas bliskiej podczerwieni w pięciu pasmach przepustowych i katalog ponad miliona źródeł o zmiennych punktach.

Aby w pełni zrozumieć źródła zmiennych w Drodze Mlecznej, obserwacje zostaną połączone z danymi z MACHO, OGLE, EROS, VST, Spitzer, HST, Chandra, INTEGRAL, WISE, Fermi lAT, XMM-Newton, GAIA i ALMA.

Jako sondaż publiczny, VVV dostarcza danych dostępnych dla całej społeczności i umożliwia dalsze badania historii Drogi Mlecznej, ewolucji jej gromad kulistych i spisu populacji Wybrzuszenia Galaktycznego, a także badanie obszarów gwiazdotwórczych w dysk. Publikacje danych są realizowane przez VSA w Edynburgu.

Wprowadzenie

Wiedza na temat zgrubienia galaktycznego do 2010 r. polegała na tym, że było ono trójosiowe i pudełkowate oraz zawierało poprzeczkę (Dweck i in., 1995; López-Corredoira i in., 2005; Benjamin i in., 2005). Scenariusz uważany za dominujący kanał formowania się zgrubień w spiralach późnego typu (Sbc), jednak w tym kontekście trudno jest zrozumieć Drogę Mleczną, ponieważ chociaż jej jasność powierzchniowa wykazuje strukturę poprzeczną, jej gwiezdna populacja jest w przeważającej mierze stara. . (Kuijken i Rich, 2002; Zoccali i wsp., 2003) i ma wzmocnienie elementu α, charakterystyczne dla szybkiego tworzenia. Niemniej jednak, wysoki średni wiek zgrubienia nadal pozostawia miejsce dla niewielkiej części młodych obiektów gwiazdowych (YSO), które zostały znalezione w zgrubieniu wewnętrznym (np. Schuller et al., 2006; Yusef-Zadeh et al., 2009). . Jest to zgodne z wynikami Zoccali et al. (2006), które wskazują, że skład chemiczny gwiazd wypukłych różni się od składu zarówno gwiazd o cienkich, jak i grubych dyskach. Tak więc przewidywania z formowania się Drogi Mlecznej wybrzuszenia poprzez świecką ewolucję dysku wydają się być sprzeczne z niektórymi kluczowymi właściwościami jego gwiezdnej populacji. Jednak Meléndez i in. (2008) niedawno opublikowali wyniki, które są sprzeczne z Zoccali et al. (2006) i pokazują, że gwiazdy wypukłe i dyskowe są nie do odróżnienia pod względem składu chemicznego. Biorąc pod uwagę, że kolory bliskiej podczerwieni silnie zależą od metaliczności, badanie VVV pomoże nam zbadać rozkład metaliczności w badanym regionie. Dane spektroskopowe (np. przyszłe APOGEE; Majewski et al., 2007) dostarczą dodatkowych liczebności pierwiastków alfa.

Wśród gwiazd zmiennych są RR Lyraes i Cefeidy, które są dobrze poznanymi wskaźnikami odległości, które zapewnią trzeci wymiar na trójwymiarowej mapie badanego regionu, który dostarczy ważnych informacji na temat wieku populacji. Porównanie między RR Lyrae i cefeidami typu II w terenie iw gromadach kulistych może dostarczyć cennych informacji o powstawaniu zgrubienia (np. Feast et al., 2008). Współczesna kosmologia ΛCDM przewiduje, że duże galaktyki, takie jak Droga Mleczna, powstały w wyniku akrecji setek mniejszych „fragmentów protogalaktycznych”, być może nie różniących się od przodków współczesnych satelitów karłowatych sferoidalnych (np. Abadi et al., 2003) Dwa bardzo masywne Ostatnio zasugerowano, że gromady kuliste w zgrubieniu galaktycznym, NGC 6388 i NGC 6441, są pozostałościami galaktyk karłowatych, które zostały akreowane w trakcie historii Galaktyki (Ree et al., 2002). Gromady te mogą okazać się podobne do przypadków M54 (NGC 6715), w centrum Sgr dSph, która jest obecnie kanibalizowana przez Drogę Mleczną (Ibata et al., 1995) oraz ω Cen (NGC 5139), od dawna podejrzewano, że jest pozostałością jądra galaktyki karłowatej (np. Altmann et al., 2005 i zawarte tam odniesienia). Proponowane przez nas poszukiwania RR Lyrae i cefeid typu II w zgrubieniu galaktycznym ujawnią obecność szczątków związanych ze zdarzeniami akrecji, które mogły pozostawić NGC 6441 jako obiekt szczątkowy. Ta ostatnia jest częścią naszej ankiety.

Pomiar płaszczyzny galaktycznej w rejonie −65° < l < −10° oraz |b | < 2° gdzie aktywność gwiazdotwórcza jest wysoka i dla której dostępne są uzupełniające się dane optyczne, w średniej i dalekiej podczerwieni z przeglądów VPHAS+, Spitzer i MIPSGAL oraz z przeglądów całego nieba AKARI i WISE. Dodanie tego obszaru pozwoli nam również na rozróżnienie między różnymi modelami wewnętrznej struktury galaktycznej, które oprócz wybrzuszenia trójosiowego zawierają długi pręt i pierścień (np. López-Corredoira i in., 2007) lub nie (np. , Merrifield, 2004 i zawarte tam odniesienia). Rzeczywiście, wybrany region zawiera przypuszczalną ujemną długość geograficzną wierzchołka długiego słupka (przy l ≈ -14°, |b| < 1°), czego jeszcze nie zaobserwowano. Inne ważne parametry, takie jak dyspersja prędkości i metaliczność, zostaną określone przez dalsze obserwacje spektroskopowe. Ponadto zostanie zmierzona funkcja jasności samych gromad, zarówno dla gromad gwiazdotwórczych, jak i bardziej rozwiniętych gromad otwartych. Problemów tych nie da się rozwiązać za pomocą pomiarów optycznych, ze względu na wysokie ekstynkcje w samolocie. Dane ze Spitzera będą nieocenione przy wykrywaniu najbardziej przesłoniętych protogwiazd o dużej masie w regionach gwiazdotwórczych. Przegląd w bliskiej podczerwieni będzie bardziej czuły na wszystkie obiekty z wyjątkiem najbardziej czerwonych, a lepsza rozdzielczość przestrzenna w tych pasmach fal będzie niezbędna do rozdzielenia odległych gromad i zatłoczonych populacji polowych.

Obszar badania

Obszar badań VVV składa się z 348 płytek, 196 płytek w wybrzuszeniu i 152 w obszarze dysku. Te dwa elementy miały objąć obszar 520 st.2 w następujący sposób: (i) obszar badań wypukłości VVV obejmuje 300 st. kw. pomiędzy –10° ≤ l ≤ +10° i –10° ≤ b ≤ +5°; oraz (ii) obszar badań dysku VVV obejmuje 220 stopni kwadratowych między 295° ≤ l ≤ 350° i -2° ≤ b ≤ +2° Jednakże, w celu maksymalizacji wydajności procesu uprawy roli, narzędzie Survey Area Definition Tool (SADT; Hilker et al. 2011) wykazali pewne przesunięcia na krawędziach badanego obszaru, w wyniku czego zaobserwowano obszar 562 st. kw. (o 42 st. kw. większy). Zatem obserwowany obszar mieści się w granicach −10,0 ≤ l ≤ +10,4 i w granicach −10,3° ≤ b ≤ +5,1° w wybrzuszeniu oraz 294,7° ≤ l ≤ 350,0° i -2,25° ≤ b ≤ +2,25° w tarczy . Obszar VVV Survey i numerację kafelków pokazano na rys. 2, natomiast listę wszystkich centrów kafelków we współrzędnych równikowych i galaktycznych podano w tabeli A.1. Nazwy kafelków zaczynają się od „b” dla wybrzuszenia i „d” dla kafelków dysku, po których następuje numeracja pokazana na rys. 2.

Historia

15 stycznia 2006 r. ESO ogłosiło zaproszenie do składania propozycji badań publicznych dla VISTA. Złożono czternaście propozycji, aw listopadzie 2006 roku przegląd VVV został zatwierdzony przez VISTA.

Drugie zaproszenie do składania wniosków na badania publiczne dla VISTA w latach 2016-2020 rozpoczęło się 1 sierpnia 2015 r. i przyjęto VVV eXtended Survey.

Bibliografia